Наблюдать Вселенную: Телескопы

Главная задача телескопа состоит в том, чтобы с его помощью обнаруживать слабые источники света. Вторичное назначение — увеличение угловых размеров. Параллельные лучи света собираются объективом в плоскости фокуса. Затем мы рассматриваем эту плоскость (называемую фокальной), увеличивая с помощью окуляра изображение объекта. Если передний фокус окуляра совпадает с фокальной плоскостью объектива, выходной пучок света становится параллельным и мы видим объект резко.

Со времени изобретения подзорной трубы придумано множество различных оптических схем построения телескопов, но в любительской практике используется не более десятка. И все можно разделить на три класса.

В телескопах-рефракторах используется линзовый объектив. Чтобы устранить хроматическую аберрацию (искажение изображения, в результате которого зрительный образ размывается, а его края окрашиваются), возникающую при прохождении света сквозь линзы, во всех рефракторах, вне зависимости от модели и апертуры (действующего отверстия, определяемого размерами линз и диафрагмами), устанавливается, как правило, ахроматический (двухэлементный) объектив. В результате получается высококонтрастное, с хорошим разрешением изображение, подходящее для наблюдений Луны и планет. Рефракторы относительно недороги, но имеют ограниченную светосилу. Кроме того, линзовые телескопы с приемлемыми параметрами достаточно громоздки и могут иметь большой вес.

В этих телескопах, чтобы собрать и сфокусировать свет, используют большое вогнутое зеркало. Окуляр, в который смотрит наблюдатель, обычно расположен на боковой поверхности в верхней части трубы. Такое расположение зеркал в системе предложил еще Исаак Ньютон, и теперь система носит его имя.

Наилучшая форма собирающего зеркала — вогнутая парабола, так как изображение точки на оси имеет дифракционное или предельное качество. Как альтернатива дорогим параболическим зеркалам могут применяться сферические зеркала с малой светосилой (1:8, 1:10). Сферические поверхности очень просты в изготовлении, а при такой светосиле их поверхность мало отличается от параболы.

Поскольку для изготовления рефлектора требуется отполировать всего две оптические поверхности (главное и вторичное зеркала), а качество каждой из них можно проконтролировать отдельно, производство телескопов этой системы является наиболее дешевым.

Основным недостатком телескопов системы Ньютона является открытость трубы. Это приводит к попаданию пыли на оптические поверхности, но незначительное ее количество серьезно не влияет на качество изображения. Кроме того, система подвержена частым разъюстировкам: оптические элементы теряют соосность, и их положение отличается от расчетного. Однако настройка достаточно проста и при некотором навыке занимает не более 5−10 минут.

Третья группа телескопов называется катадиоптрическими. Они могут быть чисто зеркальными (с двумя зеркалами — вогнутым и выпуклым или только вогнутыми). Форма поверхности зеркал может быть самая разнообразная — от парабол и гипербол до сплюснутых сфероидов. Однако точность обработки поверхностей должна быть чрезвычайно велика: отклонение не должно превышать 1/8 длины волны света. Понятно, что такие схемы не для массового производства. Поэтому оптики долгое время бились над расчетами, пытаясь использовать только сферические оптические поверхности.

За прошедший век появилось много схем, в которых для исправления аберраций использовались линзы. Самой популярной оказалась схема нашего соотечественника Д.Д. Максутова. За основу он взял классическую двухзеркальную схему Кассегрена и добавил специальную линзу — мениск, центральная часть которой покрывалась алюминием. Получалось маленькое вторичное зеркало, которое отбрасывало световой поток в отверстие в главном зеркале и строило там изображение. Благодаря такой схеме появилась возможность серийного выпуска телеобъективов и телескопов. Единственным недостатком (при разумной толщине мениска) была малая светосила (1:15), но зато качество в фокальной плоскости получалось дифракционным и очень контрастным.

Благодаря же рассчитанной оптиком Шмидтом технологии получения асферической коррекционной тонкой пластины, появилась возможность серийного выпуска телескопов со светосилой 1:10, 1:6,3 и даже более.

Совсем недавно появились совсем экзотические схемы телескопов, использующие достоинства системы Ньютона и асферической пластины. Такой телескоп свободен от недостатков классического «Ньютона»: труба закрыта пластиной Шмидта, на которой закреплено диагональное зеркало. Используя сферу на главном зеркале, такие телескопы имеют светосилу 1:4,5 и более, что важно при наблюдениях туманных объектов, галактик, комет и многих других протяженных слабых объектов космоса.

Главный недостаток зеркально-линзовых телескопов — то, что в их схемах используются очень дорогие оптические элементы. А это повышает стоимость.

Благодарим за консультации менеджера Таskoptic Дмитрия Елисеева